La nuova visione del Sistema Solare

Mario Di Martino INAF – Osservatorio Astronomico di Torino

30-mila anni luce

Casa, dolce casa ...

Via Lattea: galassia a spirale Una massa di 200 miliardi di Soli

Guardare lontano equivale a guardare nel passato

Il Sole dista 150 milioni di km, o 8 minuti luce. Lo vediamo come era 8 minuti prima.

La stella più vicina è vista ora com�era

4,2 anni fa.

La galassia di Andromeda è vista oggi com�era 2,2 milioni d�anni fa.

Alcune delle galassie dell�Hubble Deep Field: le vediamo oggi come erano

circa 11 miliardi d�anni fa.

L�universo visibile contiene circa 100 miliardi di galassie

M31 in Andromeda

La tavolozza delle nebulose

Nebulose e ammassi giovani

La nascita di una stella

Embrioni stellari

Altri embrioni

Nebulosa dell’Aquila (M 16) (6.500 a.l.)

La futura vita della stella dipende essenzialmente dalla sua massa iniziale

Più è grande alla nascita e più corta sarà la sua esistenza

Le più grandi vivono una decina di milioni di anni Le più piccoli vivono più di 10 miliardi di anni

Le stelle più grandi sono anche le più calde

Temperatura superficiale

3000o C 6000 10000 30000

Le più calde e grandi hanno colore azzurro (giganti azzurre), le più piccole e fredde hanno colore rosso. Il Sole ha dimensioni

medie ed è di colore giallo.

Temperatura e colore

Attenzione: le giganti e super-giganti rosse,, sono invece stelle ormai prossime alla loro fine

Adesso accendiamo la stella (ad esempio il Sole)

nucleo

He

H

H

H

H

4 atomi di idrogeno si uniscono per formare 1

atomo di elio e produrre energia

Fusione nucleare

L�energia che si origina nel nucleo produce una pressione che spinge verso l�esterno. La forza di gravità spinge verso l�interno. La stella raggiunge

l�equilibrio quando le due forze si equivalgono

Il motore della stella è a regime

La stella (Sole) vive in queste condizioni stabili per circa 10 miliardi di anni producendo luce, calore,

ecc., fino a che il nucleo non si trasforma tutto in elio ed il motore si spegne.

Senza più pressione verso l�esterno la gravità comprime il nucleo che comincia a scaldarsi sempre

di più

La temperatura cresce fino a che un guscio di idrogeno attorno al nucleo innesca la fusione in elio.

La temperatura aumenta ancora e gli strati esterni della stella si dilatano raffreddandosi. La stella si trasforma in una gigante rossa anche 100 volte più grande del Sole. La temperatura nel nucleo innesca la fusione di elio in

carbonio

Quando il Sole sarà diventato una Gigante Rossa arriverà quasi a toccare l�orbita

della Terra

Terra

La stella ha ormai una struttura a quattro strati ( come una cipolla ) : l�idrogeno all�esterno, il guscio di idrogeno che continua la fusione in elio, il guscio di

elio che si trasforma in carbonio ed il nucleo di carbonio inerte che aumenta sempre più.

Per qualche decina di milioni di anni la stella riesce a mantenere un certo equilibrio. Poi il motore comincia di nuovo a fermarsi e la gravità ricomincia a comprime il

nucleo. La temperatura cresce, ma il carbonio non riesce a trasformarsi in ossigeno ed il nucleo collassa, mentre gli strati esterni vengono lanciati nello spazio circostante

Il Sole si è trasformato in una nana bianca (100 volte più

piccola del Sole), mentre nello spazio si propaga una nebulosa

planetaria

Alcuni esempi

Stelle che invecchiano

Le stelle più grandi del Sole (almeno 8 volte) hanno una vita molto più breve (non più di qualche decina

di milioni di anni) ed anche più violenta

Raggiunta in fretta la fase di gigante o super-gigante rossa, la loro massa è tale da mantenere

una temperatura elevatissima nel nucleo (fino ad un miliardo di gradi) e riuscire a trasformare gli

elementi fino al ferro (una cipolla con molti strati).

La fusione del ferro non produce più energia, anzi la assorbe, e quindi la stella compressa dalla forza

di gravità esplode in modo catastrofico

Il nucleo di una super-gigante poco prima della sua esplosione

Si produce una supernova, una delle esplosioni più grandi dell�universo, durante la quale si producono tutti gli elementi più pesanti del ferro, quali l�oro, l�argento, l�uranio, ecc.

La più famosa: la Nebulosa del Granchio, osservata nel 1054 e

visibile in pieno giorno

Gli strati esterni della stella si disperdono nello Spazio sottoforma di una

nebulosa

Nebulosa del Granchio

Resto di Supernova in Cassiopea

Disco di accrescimento attrorno alla stella di neutroni della Crab

Una spettacolare supernova è stata osservata nel 1987 nella Grande Nube di Magellano (una galassia vicina alla nostra).

Nell�immagine che segue si vede la galassia

prima (a destra) e dopo l�esplosione (a sinistra). Come si può notare la luce della supernova rivaleggia con quella dell�intera

galassia.

La supernova del 1987

Supernova del 1994 in una galassia lontana

Stelle con massa iniziale inferiore a 8 volte quella del Sole finiscono la loro

vita espellendo una nebulosa planetaria.

Stelle con massa iniziale superiore a 8 volte quella del Sole finiscono la

loro vita esplodendo come supernova.

Ricapitolando …

Cosa resta della stella originaria ?

Tutto dipende di nuovo dalla massa

Se la massa della stella supera le 3 masse solari, la stella di neutroni non riesce più a bilanciare la

forza gravitazionale: si trasforma in un buco nero, un oggetto in cui la gravità è talmente potente da non permettere che nulla sfugga da esso nemmeno

la luce.

Se la massa finale della stella è superiore a 1,4 masse solari, essa collassa e la materia si

comprime a densità superiori a 100 milioni di tonnellate per centimetro cubo. Il guscio formato

dagli elettroni non è più in grado di controbilanciare l'enorme pressione ed i nuclei

atomici si avvicinano fino ad entrare in contatto tra loro: la stella diviene una stella di neutroni o

pulsar.

Stella di Neutroni Nuclei atomici a contatto

Il Sole costretto in un raggio di 10 km

Una portaerei compressa in un granello di sabbia

Per abbandonarla bisogna raggiungere una velocità di circa 100.000 km/sec (Terra = 11 km/sec)

Il contenuto di un cucchiaino da te peserebbe decine di milioni di tonnellate

Una stella di neutroni su New York (circa 10 km di diametro)

Le stelle di neutroni ruotano velocemente su se stesse (anche oltre 1.000 giri in un secondo) ed emettono due potenti fasci

di onde radio in direzioni opposte.

Se uno dei due fasci è diretto verso la Terra, si vedrà un lampo ad ogni giro,

proprio come se fosse un faro nell�Universo, da cui il nome di Pulsar

Un Buco Nero è una stella in cui la gravità è talmente elevata da non permettere

nemmeno alla luce di uscirne fuori

Un Buco Nero è quindi un oggetto invisibile

Si può scoprire solo con metodi indiretti, ossia osservando gli effetti

che causa su ciò che lo circonda

Buco Nero

stella piccola

stella media

stella grande

supernova

nebulosa planetaria

nebulosa

nana bianca pulsar

buco nero

Il ciclo stellare

morte = nascita

Il diagramma di Hertzsprung-Russel

La formazione di un sistema planetario

1 2

3

4

Beta Pictoris

Fomalhaut Vega

La �zona di abitabilità�

James Webb Telescope 6.5 metri di apertura

E-ELT 39-m TMT 30-m

Il sistema Solare il 24 agosto 2006 8 pianeti, 5 pianeti nani

Haumea

(1)  Un pianeta è un corpo celeste che ( a ) orbita attorno al Sole, ( b ) ha sufficiente massa affinché l�auto-gravitazione superi le forze di stato solido ed esso assuma la forma (quasi sferica) di equilibrio idrostatico, ( c ) ha eliminato i planetesimi presenti in prossimità della sua orbita.

(2)  Un pianeta nano ha le precedenti caratteristiche ( a ) e ( b ), ma ( c ) NON ha eliminato i planetesimi presenti in prossimità della sua orbita e ( d ) non è un satellite.

(3)  Tutti gli altri oggetti, non satelliti, orbitanti attorno al Sole devono essere considerati come Corpi Minori del Sistema Solare.

La risoluzione approvata dall�Unione Astronomica Internazionale (24 agosto 2006)

Le leggi di Keplero

Prima Legge   L'orbita descritta da un

pianeta è un'ellisse, di cui il Sole occupa uno dei due fuochi.

  Le leggi di Keplero, formulate dall�astronomo tedesco nel 1610, descrivono il moto dei pianeti attorno al Sole.

Le leggi di Keplero

Seconda Legge   Il raggio vettore che unisce il centro del Sole con il

centro del pianeta descrive aree uguali in tempi uguali.

Le leggi di Keplero

Terza Legge   I quadrati dei periodi di rivoluzione dei pianeti sono direttamente proporzionali ai cubi dei semiassi maggiori delle loro orbite.

La Legge di Gravitazione   La legge di gravitazione di Newton

formulata nel 1666 spiega perché i pianeti si muovono secondo le leggi di Keplero

  Qualsiasi oggetto dell'Universo attrae ogni altro oggetto con una forza diretta lungo la linea che congiunge i baricentri dei due oggetti, di intensità direttamente proporzionale al prodotto delle loro masse ed inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza.

• Tutti i pianeti orbitano attorno al Sole nella stessa direzione (senso antiorario guardando in basso dall�alto del polo nord del Sole)

•  Tutti i pianeti, ad eccezione di Venere, Urano e Plutone ruotano su se stessi nello stesso senso:

Nella figura sopra, per ciascun pianeta, è riportato l�angolo di inclinazione dell�asse di rotazione rispetto alla perpendicolare al piano dell�orbita

I pianeti Interni

Dati: Diametro Massa Densita’ Rivoluzione Rotazione Temperatura Satelliti Atmosfera

Mercurio Venere Terra Marte 4.878 km 12.104 km 12.756 km 6.787 km 0.06 0.8 1 0.11 5.400 kg/m3 5.250 kg/m3 5.520 kg/m3 3.94 kg/m3 88 giorni 224 giorni 365 giorni 6 ore 687 giorni 58 giorni 16 ore 243 giorni (Retrogrado) 23 ore 56min 24 ore 37 min 480°C/-180°C 480°C 22°C 20°C/-110°C No No 1 2 No CO2, H2SO4 N2, O2 CO2

I pianeti Giganti

Dati: Diametro Massa Densita’ Rivoluzione Rotazione Temperatura Satelliti Atmosfera

Giove Saturno Urano Nettuno

142.800 km 120.660 km 51.118 km 49.528 km 318 95 14.5 17 1314 kg/m3 690 kg/m3 1290 kg/m3 1640 kg/m3 11 anni 10 mesi 29 anni 6 mesi 84 anni 165 anni 9 ore 50 minuti 10 ore 15 minuti 18 ore 19 ore -150°C -180°C -210°C -220°C 67 62 27 14 H2, He H2, He H2, He, CH4 H2, He ,CH4

ALBEDOE’ la frazione di luce incidente che viene riflessa. L'albedo massimo è 1, quando tutta la luce incidente viene riflessa. L'albedo minimo è 0, quando nessuna frazione della luce viene riflessa.

Mercurio

Il pianeta più piccolo, vicino al Sole,

veloce

Mario Di Martino Osservatorio Astrofisico di Torino

PUNTI DEL DISCORSO 1)  Caratteristiche 2)  Prova della Relatività Generale 3)  Struttura Interna 4)  Superficie 5)  Atmosfera 6)  Missioni Spaziali

Parametri orbitali Caratteristiche del pianeta Massa: 3.3 x 1023 kg = 0.055 masse terrestri

Raggio: 2439 km = 0.383 raggi terrestri

Densità: 5.43 g/ cm3

Velocità di fuga: 4.2 Km/sec

Albedo: 0.106

Magnitudine apparente: da 1 a -2

Periodo di rotazione: 58.646 giorni

Periodo Orbitale: 87.969 giorni Distanza media dal Sole: 5.7909 x 107 km (= 0.3870989 AU) Velocità orbitale media: 47.9 km/s Inclinazione orbitale: 7.00487° Eccentricità dell�orbita: 0.20563

Mercurio, con la sua vicinanza al Sole e l’alta eccentricità, ha fornito una delle 3 prove classiche della Teoria della Relatività generale:

il perielio di Mercurio avanza di 574”/secolo; di questi 42”.98/secolo sono giustificabili solo con la Relatività Generale.

Prova della Relatività Generale

La massa dice allo spazio-tempo come curvarsi e lo spazio-tempo curvato dice alla massa come muoversi (John Wheeler)

Per Einstein lo spazio e il tempo si uniscono in un nuova entità detta “spazio-tempo”.

IL PERIODO DI ROTAZIONE È 2/3 DI QUELLO DI RIVOLUZIONE

Rotazione: 58,6 giorni Rivoluzione: 88 giorni

Questo fatto, unito all’alta eccentricità, fa sì che il Sole al perielio culmini sempre sullo stesso meridiano o sul meridiano opposto, detti: poli caldi (T = 480 °C).

All’afelio il Sole culmina sui meridiani a 90° detti poli tiepidi (T = 250 °C).

TRANSITI DI MERCURIO SUL SOLE

Avvengono nei mesi di maggio e novembre a intervalli di 7, 13 e 46 anni per quelli di novembre, 13 e 33 anni per quelli di maggio. L’ultimo si è verificato l’8 novembre 2006. Il prossimo il 9 maggio 2016 Inizio: 11:12 UT Fine: 18:42 UT

STRUTTURA INTERNA

Fra tutti i pianeti rocciosi Mercurio è quello che ha il nucleo metallico in proporzione più grande (3/4 del raggio). Sovrapposto ad esso c’è un mantello di silicati e una crosta spessa.

Mercurio

Ai crateri sono stati dati i nomi di scrittori, musicisti e pittori

Sulla superficie di Mercurio si trovano pianure intercrateriche epianure lisce, che somigliano vagamente ai mari lunari.

I crateri di Mercurio sono in media più grandi di quelli della Luna o di Marte, perché, essendo Mercurio più vicino al Sole, i proiettili che li hanno generati erano più veloci che non nelle regioni più esterne.

CALORIS PLANITIA

E’ uno dei più grandi bacini di impatto del Sistema Solare con un diametro di 1.340 km.

FAGLIE E SCARPATE

Quando Mercurio si è raffreddato, si è contratto in modo disomogeneo, per cui si notano delle scarpate.

CAMPO MAGNETICO 100 volte più debole di quello terrestre

ATMOSFERA

OSSIGENO MOLECOLARE 42% SODIO 29% IDROGENO MOLECOLARE 22% ELIO 6% POTASSIO 0.5%

Nel 1985 si scoprì che su Mercurio è presente una debole atmosfera (la pressione è di 10-15 atmosfere) composta da gas probabilmente espulsi dalle rocce a causa dell’incessante bombardamento delle particelle del vento solare:

Su un pianeta così piccolo e caldo le molecole di gas tendono a superare la velocità di fuga e a disperdersi nello spazio.

probabilmente espulsi dalle rocce a causa dell’incessante bombardamento delle particelle del vento solare

Acqua ai poli

VICINO AI POLI LA TEMPERATURA È -150 °C. IL GHIACCIO D’ACQUA FORSE PORTATO DALLE COMETE PUO’ RESISTERE PER LUNGHI TEMPI

MISSIONI PASSATE: MARINER 10 (1974-75)

Ha fotografato il 45% della superficie e ha scoperto che Mercurio possiede un debole campo magnetico (1/80 di quello terrestre).

MISSIONI IN CORSO: SONDA MESSENGER

Partita il 3/8/2004, è arrivata il 6/4/2009. E’ protetta dalla radiazione solare da uno scudo termico. Fotografa tutta la superficie, confermando se ai poli c’è ghiaccio.

Messenger

Bacino Caloris D = 680 km

Concentrazioni di massa MASCON

14.000 km/h cratere ~16 metri

MISSIONI FUTURE: BEPI COLOMBO Lancio previsto 2016